Portrait des Be-Sterns γ Cassiopeia

Präsentation zum Thema: "Portrait des Be-Sterns γ Cassiopeia"—  Präsentation transkript:

1 Spektroskopisch interessante Objekte mit Amateur-Spektrographen beobachtet
Portrait des Be-Sterns γ Cassiopeia 25. Mai Bruno-Bürgel-Sternwarte, Hartha Ernst Pollmann Internationale Arbeitsgemeinschaft ASPA Aktive SPektroskopie in der Astronomie

2 γ Cas 1

3 Pater Pietro AngeloSecchi Jesuit, Physiker und Astronom
Als Leiter der Vatikan-Sternwarte erforschte er ab 1867 Spektren zahlreicher Sterne und wurde zum Pionier der Spektralanalyse Pater Pietro AngeloSecchi Jesuit, Physiker und Astronom 2

4 Die Emission in Hβ lässt diese B-Sterne zu Be-Sterne werden
aus: Steele et al. (1999) Beipielspektren von B-Sternen der Hauptreihe mit den Balmerlinien Hε (3970), Hδ (4101), Hγ (4341) und Hβ (4861) Die Emission in Hβ lässt diese B-Sterne zu Be-Sterne werden 3

5 Verformung in der Äquatorebene mit zunehmender Rotationsgeschwindigkeit & Zentrifugalkraft
Vrot = 0 Vrot > Vrot ~ 500 km/s Zirkumstellare Gasscheibe in der Äquatorebene als Folge der hohen Rotationsgeschwindigkeit & Zentrifugalkraft 4

6 Künstlerische Vorstellung des Doppelsternsystems γ Cas mit einem Neutonenstern (?) als Begleiter auf einem kreisförmigen Orbit Parameter von γ Cas Spektraltyp B0.5 IVe Effektivtemperatur K Masse SM Radius SR V sin i km/s 5

7 Schematische Darstellung der geneigten zirkumstellaren Scheibe.
ε ist der Neigungswinkel von 45°der Scheibe bezogen auf die Äquatorebene des Sterns. Ω ist die Knotenlinie. S gibt die stellare Rotationsachse und D die Rotationsachse der Scheibe an. 6

8 Heutige Modellvorstellung von γ Cas
Kepler Rotation T(r) ∞ r -0.5 γ Cas bei verschiedenen Wellenlängen 7

9 Absorptionslinien des atm. Wasserdampfs
Hα-Rohspektrum des Be-Sterns γ Cas Spektrograph LHIRES III / Teleskop C CCD-Kamera: NOVA 402Me (Astro-Elektronik Fischer) Hα-Emission 6563 Ǻ Absorptionslinien des atm. Wasserdampfs 8

10 Hα Spektrum des Be-Sterns γ Cas Spektrograph LHIRES III / Teleskop C14
Absorptionslinien des atmosph. Wasserdampfs 9

11 Hα Langzeit-Monitoring zur Überwachung
des Zeitverhaltens der Emissionslinienstärke 10 10

12 Beziehung zwischen der Hα-Emissionsstärke (EW)
und der visuellen Helligkeit Vmag des Sterns 11

13 Monitoring der Hα-Radialgeschwindigkeit
PDM Periodenanalyse Periode = d (± 0.261) Phasendiagramm Monitoring der Hα-Radialgeschwindigkeit 12 8

14 13

15 14

16 Heutige Modellvorstellung von γ Cas
Kepler Rotation T(r) ∞ r -0.5 γ Cas bei verschiedenen Wellenlängen 15

17 rotationsverbreiterte photosphärische Absorption
CCD-Spektrum der He I 6678 Doppelpeak-Emission im Spektrum von γ Cas V-Peak R-Peak Shell absorption core Harmanec et al. A&A, 364 rotationsverbreiterte photosphärische Absorption 16

18 lineare Interpolation Photospärisches Rotationsprofil
V/R = lineare Interpolation V/R = Photospärisches Rotationsprofil 17

19 V/R Monitoring der HeI-Doppelpeak-Emission
seit 08/2009 bis heute 12 12 18 12

20 Periodenanalyse des V/R-Verhältnisses
der HeI 6678-Emission Periodogramm Periode [d]: 465 (±3.84) Amplitude: (±4.3x10-4) T0 [JD] : (±14.7d) RMS: Phasen-Diagramm 19

21 HeI 6678 Radialgeschwindigkeit
Die enorme RV-Änderung des H2000-Zeitraums (Fig. 1) führt zwangsläufig zu der Frage über die zugrunde liegenden Ursachen. Ein Vergleich zum Hα-EW-Verhalten des gleichen Zeitabschnittes erscheint deshalb nicht uninteressant. Darin ist eine EW-Abnahme um ca. 45% von ursprünglich 40-45Å auf ca. 25 Å dokumentiert. Die Hα-EW steht gilt als Indikator für die gesamte Masse der Wasserstoffgasscheibe um den Primärstern, die zusammen mit dem sternnahen Heliumring (HeI 6678) entgegen dem Uhrzeigersinn um den Zentralstern rotieren. 3. Kepler-Gesetz: m1 * a1= m2 * a2 Ein Massenverlust der Scheibe von nahezu der Hälfte ihrer Ursprungsmasse würde in diesem Doppelsternsystem mit seinen Massen m1 für den Begleiter, und m2 für den Primärstern plus seiner Scheibe bedeuten, dass sich auch der Abstand a2 des Primärsterns plus Scheibe zum gemeinsamen Schwerpunkt ändert, was eine Änderung des (Radial)-Geschwindigkeitsvektors bis zum H2000-RV-Maximum bei ca. JD zur Folge hätte. Ab etwa JD (in beiden Abb.) würde hingegen ein anderer Zusammenhang zutreffen. Ab diesem Zeitpunkt zeigt die EW eine stetige Zunahme die zwar einem Wachstum der Scheibe entspricht, diese jedoch durch Massenverlust des Primärsterns bei ansonsten gleich bleibender Masse m2 gespeist wird, weshalb dieser Vorgang eben keine Änderung des Abstandes a2 zum gemeinsamen Schwerpunkt und somit auch keine Änderungen des (Radial)-Geschwindigkeitsvektors zur Folge hat. 20

22 …ready for observation?